* Данный текст распознан в автоматическом режиме, поэтому может содержать ошибки
41 Строение вселенной. 42 расположенный в форме кольца, охва тывающего ближайшие к нам, сравни тельно пустые области пространства, а напротив, это—огромное скопление звезд, к которому принадлежит и на ше Солнце, но это скопление имеет •не сферическую форму, а сильно сплюс нутую, в форме, например, карманных часов. Солнце находится недалеко от •средины этого громадного скопления. Звезды, для которых худо ли хорошо ли измерены расстояния, расположены лишь во внутренней части этого звезд ного скопления. Как далеко от нас рас положены его границы как в средней плоскости Млечного пути, так и пер пендикулярно к ней? Вот вопрос, ко торый приходится решать лишь кос венно на основании различных пред положений- Он решался бы очень про сто, если бы все звезды были по абсолютной яркости одинаковы, чего, как мы уже видели, на самом деле нет, и прн допущении, что при прохо ждении света от звезд до земли не происходит заметного поглощения света (к такому допущению теперь имеются до статочные о снования), а яркость убывает только пропорцио нально квадрату расстояния. Действи тельно, допустим на минуту, что все -звезды по действительной яркости их таковы же, как Солнце. Измерено, что Солнце кажется нам ярче звезд 1-ой величины в 1 0 раз; исходя из нашего допущения, заключаем, что звезды 1-ой величины дальше от нас. чем -Солнце, в 316.000 раз (это есть квад ратный корень из 10 ), т.-е, их рас стояние от пас равно приблиз. I / пар секам; звездам 6-ой величины, кажу щимся в 100 раз слабее, чем звезды 1-ой величины, мы бы указали рассто яние в 15 парсеков; для звезд 11-ой, 16-ой, 21-ой звездн. вел. мы бы нашли расстоянияв 150,1.500,15.000 парсеков, или 50,500, 5.000 световых лет, и строе ние звездной системы Млечного пути было бы нам вполне известно. Но звезды очень различны по абсолютной яркости, расчеты подобного рода лишь грубо приближенны, и вопрос значи тельно осложняется. Для приближения к решению его нужно прежде в<;его аиать, в каком отношении друг к другу находятся числа звезд различной Абсо й 11 1 2 лютной яркости; это можно вывести лишь относительно тех ближайших к нам звезд, для которых, хотя бы прибли женно, известны их расстояния от нас. а следов., и их абсолютные яркости. Такие исследования могли быть поста влены на прочную почву лишь в X X веке, и потому, оставляя в стороне результаты прежних исследователей ^Зеелигера, Шварцшильда и др.), оста новимся лишь на исследованиях Каптейна. Он нашел, что наибольшее число принадлежит звездам, более слабым, чем Солнце, примерно в 12 раз; звезды более яркие и более слабые встречаются тем реже, тем в мень шем числе, чем более их абсолютная яркость отличается от этой V доли яркости Солнца; так что, напр., число звезд, яркость которых заключается между */в и V яркости Солнца, соста вляет около 21°/о общего числа всех звезд, от самых ярких до самых сла бых; число звезд с яркостью от 2 U до 60 раз более слабой, чем яркость Солнца, составляет половину всех звезд и т. п Затем необходимо выяс нить вопрос, как изменяется среднее расстояние между соседними звездами, иными словами, густота (или, лучше сказать, степень разреженности) звезд в пространстве, по мере удаления их от нашего Солнца, которое по всем признакам находится недалеко от наи более густо (и, как мы раньше видели, все же крайне редко) заполненной звездами центральной части Млечного пути. Этот вопрос был выяснен парал лельно с предыдущим на основании обширного статистического материала, при чем была сопоставлена густота кажущегося распределения звезд раз личной видимой яркости в разных местах неба с видимым угловым рас стоянием этих мест от средней линии Млечного пути, и были приняты во внимание приближенные оценки рас стояний звезд от Солнца. Игнорируя при этом не вполне одинаковую гу стоту звезд в самом Млечном пути, Каптейн пришел к заключению, что область, занятая Млечным путем, напо минает но форме карманные часы, диаметр в плоскости Млечного пут*' еоставляет около 18.000 парсеков, а. поперечный диаметр, толщина, п$&* 12 20 l